MÁSODIK GENERÁCIÓS CSILLAGOK

Más galaxisokban azonban (és a miénk is ezek közé tartozik) a gázfelhők valamilyen okból különböző méretűek lehettek. A nagyobb felhőknek nyilván a többinél gyorsabban kellett sűrűsödniük, hiszen gravitációs terük erősebb volt. Föltehetőleg ezekből a nagyobb felhőkből keletkeztek azok a nagytömegű csillagok, amelyek rövid életűeknek bizonyultak és fölrobbantak mint szupernóvák.

Valószínű, hogy a szupernóvák a hosszú-hosszú csillagászati időskálának szinte a legkezdetén megjelentek, és már akkor is anyagot robbantottak ki az űrbe, amikor sok gázfelhőnek még csillaggá sűrűsödni sem volt ideje.

A nagyenergiájú szupernóva-anyag fölmelegíti azokat a gázfelhőket, amelyekkel elkeveredik. Minél forróbb a felhő, az őt alkotó atomok annál gyorsabban végzik rendezetlen mozgásukat, s annál erősebben igyekeznek szétszóródni. A hűlőfélben levő felhő, amely önnön gravitációs vonzása folytán épp kezd összehúzódni, e fűtés hatására tágulni fog. Gravitációs tere gyöngébb lesz, a sűrűsödési periódus kezdete pedig időben jelentősen kitolódik, vagy akár el is marad.

Ezeknek a korai szupernóváknak tehát kettős funkciójuk van. Egyrészt fönntartják a gázfelhőket azáltal, hogy besűrűsödésüket megakadályozzák; ezért aztán sok galaxis még ma is gazdag ilyen felhőkben. Másrészt a héliumnál nehezebb magokat juttatnak ezekbe a felhőkbe. Ezek a nehéz magok egymással vagy a hidrogénnel egyesülve porrészecskéket alkotnak, tehát a felhők gázt is és port is fognak tartalmazni.

Ez az oka, hogy míg egyes mai galaxisokban az össztömegnek kevesebb mint 2 százalékát alkotják a csillagközi gázfelhők, addig azokban, ahol a szupernóvák kitettek magukért, a gáz- és porfelhők aránya akár a 25 százalékot is elérheti.

A felhőkben gazdag galaxisokban a felhők nem egyenletesen oszlanak el. Ezek általában spirális galaxisok, a gáz- és porfelhők pedig főleg a spirálkarokban összpontosulnak. A mi Napunkat magában foglaló galaxissal is ez a helyzet: egyes becslések szerint Galaktikánk spirálkarjainak fele tömegét a csillagközi gáz- és porfelhők adják.

Ennyire poros a Galaktikának az a külvárosa, amelyben élünk - ezért van az, hogy alig látunk bele a szerkezetébe. A Tejút síkjában, ahol a felhők összpontosulnak, a közelebbi csillagokon túl semmit sem látunk, mert a felhők minden egyebet eltakarnak. Közönséges fényben a Galaktika közepét sem látjuk, hogy a központon túli részekről már ne is beszéljünk.

Ezekről az övezetekről csak azért tudunk bármit is, mert megtanultuk fölhasználni a rádióhullámokat, amelyek könnyedén áthatolnak a felhőkön, és mert a Galaktika rendkívül aktív központi zónája bőségesen bocsát ki rádióhullámokat.

A Galaktikánkban ma létező csillagközi felhők tizennégy milliárd év óta vannak kitéve a milliónyi szupernóva-robbanás hatásának, így aztán nem csoda, hogy jócskán fölkavarodtak és földúsultak. Ezekben a nagy felhőkben az atomok körülbelül 1 százaléka (vagyis a tömeg 3 százaléka) nehezebb a héliumnál, márpedig ezek csakis egy hihetetlen erejű szupernóva-robbanás által a csillagközi űrbe zúdított nehézatomos törmelékhalmazból kerülhettek ide.

Időnként egy-egy ilyen, nehéz atomokban földúsult por- és gázfelhő a mi galaxisunkban vagy valamelyik másikban elkezd összehúzódni és egy vagy több csillagot, esetleg egy egész csillaghalmazt eredményez. A csillagközi felhőkből kialakuló jelentős mennyiségű nehéz atomot tartalmazó csillagokat nevezzük második generációs csillagoknak; ezek kicsiny, de azért nem elhanyagolható mértékben tartalmaznak olyan anyagokat, amelyek korábbi, most már halott vagy legalábbis nem fősorozatbeli csillagok kohójában készültek.

A Nap második generációs csillagként keletkezett 4,6 milliárd évvel ezelőtt, amikor a Galaktika már vagy tízmilliárd éve létezett. A felhő, amelyből kialakult, ilyen elképzelhetetlenül sokáig volt a szupernóva-robbanásokból jövő törmelékek hatásának kitéve, így a Nap (bár csaknem teljesen hidrogén és hélium alkotja) létrejöttének pillanatától fogva tartalmaz nehéz atommagokat, méghozzá nem is elhanyagolható mennyiségben.

Ha egy csillag, például a Nap, létrejöhetett tízmilliárd évvel az ősrobbanás után, akkor azóta is keletkezhettek csillagok. (Ez kétségkívül így is van, mert hiszen ma is léteznek olyan fősorozatbeli csillagok, amelyek nagy tömegük miatt csak néhány millió éve alakulhattak ki.) Sőt, még olyanoknak is kell lenniük, akár a mi Galaktikánkban, akár a közvetlen környezetében, amelyek épp most vannak keletkezőben, úgyhogy remélhetőleg közvetlen bizonyítékot is találunk majd az ilyen folyamatokra.

Mi a helyzet például az Orion-köddel? Ennek a por- és gázfelhőnek háromszázszor akkora a tömege, mint a Napé, és vannak benne csillagok, különben nem sugározna. A csillagokat a körülöttük levő gáz és por elfedi, éppen úgy, ahogy egy homályos üvegű villanykörte is a benne levő izzószáltól világít, de magát a szálat elrejti a szemünk elől. Mégis, bizonyos jelek arra utalnak, hogy ezek a csillagok igen nagy tömegűek, akkor pedig fiataloknak kell lenniük. Egészen biztos, hogy a felhőből keletkeztek, és hogy olyanok is vannak, amelyek épp most vannak ugyanúgy keletkezőben.

Ott, ahol ilyen csillagkeletkezési folyamat megy végbe, a felhő egy darabja összetömörül, sűrűbbé, kevésbé átlátszóvá válik. A ködbeli csillagoknak a fénye, amely a köd többi részén áthalad és megvilágítja azt, a sűrűbbé váló részeken nehezebben hatol át. Ezért az Orion-ködben a közénk és a benne lévő csillagok közé eső tartományokban kicsi, sötét és többé-kevésbé kör alakú területeknek kell lenniük.

Ilyen sötét foltokat mutatott ki az Orion-ködben Bart Jan Bok (1906-1983) holland-amerikai csillagász 1947-ben. Lehetséges (bár nem biztos), hogy ezek az úgynevezett Bok-ködök kialakulóban levő csillagok.

Fölvetődhet a kérdés: miért kezdenek el a csillagközi felhők csillagokká sűrűsödni, ha egyszer évmilliárdokig elvoltak felhőként, összehúzódás nélkül? Talán az atomok és a por rendezetlen mozgása teremt ezekben a felhőkben valamiféle összesűrűsödést, ami megnöveli a gravitációs tér erősségét és beindítja a folyamatot - ez a helyzet azonban nem állhat elő túlságosan gyakran, különben a dolog már évmilliárdokkal ezelőtt végbement volna.

Ugyanakkor a részecskék rendezetlen mozgása fokozatosan szét is szórhatja a felhőt, úgyhogy az beleolvad a csillagközi űr majdnem légüres terébe. Végül is a csillagközi térben mindenütt találunk nagyon ritka, nagyon híg gázt és némi finom port. Ez részben olyan anyagból áll, amely sohasem vett részt csillagok vagy csillagközi felhők keletkezésében, részben viszont olyanból, amely felhőkből szóródott ki.

Hogy ilyen csillagközi anyag létezik, azt elsőként Johannes Franz Hartmann (1865-1936) német csillagász bizonyította be 1904-ben. Egy csillag színképét tanulmányozva úgy találta, hogy a spektrumvonalak eltolódtak. Ez várható is volt, hiszen a csillag távolodik tőlünk. Hartmann azonban azt is észrevette, hogy bizonyos vonalak, méghozzá a kalcium vonalai mégsem tolódtak el. A kalcium többé-kevésbé nyugalomban volt, tehát nem lehetett a csillagokban.

Mivel a csillag és miközöttünk semmi sincs, csak az „üres” tér, a kalciumnak ebben az űrben kell lennie, amely ezek szerint közel sem teljesen üres. A kalcium bizonyára rendkívül hígan van szétszórva, de miközben a csillagfény a sok-sok fényévnyi űrön át utazik felénk, időről időre egy-egy kalciumatomhoz ér, amely elnyeli a fény egy-egy fotonját. Végül elég fotont nyel el ahhoz, hogy egy észrevehető sötét vonalat okozzon a színképben.

Robert Julius Trumpler (1866-1956) svájci-amerikai csillagász 1930-ban kimutatta, hogy a csillagközi por (bár sűrűsége hihetetlenül kicsiny) elegendő ahhoz, hogy távoli objektumokat érzékelhetően elhalványítson.

Mindebből arra következtethetünk, hogy azok a csillagközi gázfelhők, amelyek évmilliárdokon át léteznek és megőrzik önmagukkal való azonosságukat (ilyen az is, amelyikből a mi Napunk keletkezett, és ilyenek a ma létező felhők is), kényes egyensúlyi állapotban vannak. Ahhoz sem nem elég sűrűek, sem nem elég hidegek, hogy az összetömörödés folyamata elkezdődjék, ahhoz viszont sem nem elég ritkák, sem nem elég melegek, hogy szétoszoljanak a csillagközi gáz hátterében.

Ahhoz tehát, hogy az ilyen felhőkből csillag képződjék, szükség van valamire, ami (ha csak kismértékben és ideiglenesen is) képes fölbillenteni az egyensúlyt. Mi lehet az, ami „meghúzza a ravaszt”?

A csillagászok számos lehetőséget vettek fontolóra. Az Orion-ködben például a mostani nagy, forró, fiatal csillagok olyan erős csillagszelet keltenek, amihez képest a mi napszelünk csupán lágyan lengedező fuvallat. Ezek a csillagszelek, amint végigsöpörnek a környező ködön, a port és a gázt maguk előtt hajtják és sűrűbbé préselik össze. Ez viszont a ködnek azon a tájékán fölerősíti a gravitációs teret és beindítja a sűrűsödést, ami aztán még jobban összetömöríti a gázt és a port, még jobban fölerősíti a gravitációs teret, és így tovább. Előbb egy Bok-köd, végül pedig egy csillag alakul ki.

Csakhogy akkor hogyan keletkeztek azok a bizonyos forró, fiatal csillagok? S főképp hogyan jött létre az Orion-köd legelső csillaga, mielőtt még az összehúzódási folyamatot elindító erős csillagszelek fölléptek volna a ködben?

Több lehetőség is szóba jöhet.

A csillagközi felhők, akárcsak maguk a csillagok, mozgásban vannak, méltóságteljesen keringenek a galaxis központi része körül, amely a galaxis tömegének nagy részét tartalmazza. Előfordulhat, hogy a csillagközi köd mozgása során egy nagy tömegű, forró nap közelében halad el, s ennek a csillagszele adja az első nyomáshullámot a csillag keletkezéséhez.

Máskor viszont két csillagközi felhő találkozhat össze, és egy kicsit benyomhatják egymást, elindítva egy pici összetömörödést; vagy a kettő egyszerűen összeolvad és egy kis átfedési tartományt alkot, amelyben a sűrűség nagyobb lesz, mint külön-külön volt. Az átfedési tartományban fölerősödik a gravitációs tér, és kezdetét veszi a sűrűsödés.

Előfordulhat aztán az is, hogy a csillagközi köd egy, a környező csillagoktól rendkívül távol eső területen halad át, ahol hőmérséklete valamennyivel lecsökken. Az őt alkotó atomok és részecskék mozgása lelassul, ezért azok egymás felé zuhannak, így a felhő sűrűbbé válik, és beindul az összehúzódás.

„A ravasz meghúzásának” ezek a lehetőségei azonban annyira gyengék, hogy kétséges, egyáltalán lehetséges-e olyan mértékű csillagkeletkezés, mint amilyen a valóságban volt. Van esetleg hatékonyabb „startpisztoly” is?

Van bizony! Ha egy szupernóva egy csillagközi felhőhöz viszonylag közel robban föl, akkor a kidobott anyagmennyiség lökéshullám módjára rohan bele a felhőbe. Ez sokkal hevesebb esemény lesz, mint bármi, ami egy közönséges csillag közelében vagy két felhő egybeolvadásakor végbemegy: a felhő összenyomódása erősebb, a csillagkeletkezési folyamat beindulása biztosabb lesz.

A szupernóva-robbanás azonban - ahogy e fejezet egy korábbi helyén már említettem - föl is fűtheti a csillagközi felhőt, így éppenséggel akadályozója lehet a sűrűsödésnek - ez attól is függ, hogy mennyire közeli a szupernóva, milyen volt eredetileg a felhő sűrűsége, és így tovább. Bizonyos körülmények között a szupernóva fűtő hatása, máskor viszont az összenyomó hatása győzedelmeskedik; az utóbbi eset vezet a csillagképződéshez.

Ezek szerint lehetséges (határozott bizonyítékunk nincs rá, ezért tényleg csak lehetőségről beszélünk), hogy körülbelül 4,6 milliárd évvel ezelőtt egy szupernóva robbant föl, talán csak néhány fényévnyire egy olyan csillagközi felhőtől, amely mindaddig tízmilliárd éven át egyensúlyban volt? A szupernóva hozta volna létre annak a folyamatnak az elkezdődéséhez szükséges összetömörödést, amelynek végeredménye a Nap keletkezése lett?

Ha ez így volt, akkor háromszoros segítségért tartozunk köszönettel a szupernóváknak.

Először is a szupernóvák voltak azok, amelyek hosszú-hosszú korszakokon keresztül megtöltötték az űrt nehéz elemekkel, amik másképp soha nem jöttek volna létre; ezek az elemek létfontosságúak világunk és önmagunk számára, nélkülük sosem léphettünk volna a színre (és talán az élet semmilyen más formája sem, sehol a világegyetemben).

Másodszor, a szupernóva robbanások energiája tartott vissza rengeteg csillagközi felhőt (köztük azt, amelyből történetesen a mi Napunk született) az idő előtti összesűrűsödéstől, így azok kellő mennyiségben kaphattak nehéz elemeket.

Harmadszor, egy közeli szupernóva-robbanás indította be az akkor már jelentős mennyiségű nehéz elemet tartalmazó csillagközi felhő összesűrűsödését, amiből aztán a Nap jött létre.